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(Hintergrund: Um etwas über den mathematischen und rechnerischen Teil der Astronomie zu lernen, habe ich eine Kopie von Meeus' "Astronomical Algorithms" erworben und das Material bis Kapitel 33 in Java implementiert, mit nur einem großen Nebenschritt: VSOP87, für das ich erhalten habe den vollständigen Datensatz und "übersetzt" das FORTRAN-Programm.)
VSOP87 zeigt den Grund für meine Frage: Sie können rechteckige / sphärische heliozentrische Positionen entweder für den Referenzrahmen J2000 oder den des angegebenen Datums berechnen. Wenn ich heute Nacht einige Planeten beobachten möchte, berechne ich natürlich die Daten für die heutige Tagundnachtgleiche. Andererseits besteht die Möglichkeit einer Transformation zwischen Tagundnachtgleichen unterschiedlichen Datums.
Warum werden diese Methoden (hier und auch für andere Methoden) für beide Bezugssysteme bereitgestellt? War es die (damals) schwächere Computerleistung?
Nur wenig später liefert iauPlan94 das Ergebnis nur für J2000, obwohl Meeus in dem dem Paper von J.L.Simon e.al. liefert Tabellen mit Daten aus ihrer Theorie für J2000 und die Tagundnachtgleiche des Datums.
Was wären heute und in den kommenden Jahren gute Gründe, eine Berechnung auf J2000 zu verweisen?
Vielleicht sind Sie daran interessiert, die Bedeckung eines Sterns durch ein Objekt im Sonnensystem zu beobachten. In diesem Fall müssen Sie ihre Positionen vergleichen. Kataloge von Sternpositionen werden am häufigsten mit J2000-Positionen angegeben.
Epoche (Astronomie) - Epoche versus Tagundnachtgleiche - Epochen und Gültigkeitsperioden
In dem oben beispielhaft aufgeführten speziellen Satz von Koordinaten wurde ein Großteil der Zeitabhängigkeit der Elemente als unbekannt oder unbestimmt weggelassen, zum Beispiel erlaubt das Element n die Berechnung einer ungefähren Zeitabhängigkeit des Elements M, aber die anderen Elemente und n selbst werden als konstant behandelt, was eine temporäre Näherung darstellt, siehe Schwingende Elemente.
So könnte ein bestimmtes Koordinatensystem (Tagundnachtgleiche und Äquator/Ekliptik eines bestimmten Datums wie J2000.0) ewig verwendet werden, aber ein Satz von Schmiegelementen für eine bestimmte Epoche kann nur (ungefähr) für eine ziemlich begrenzte Zeit gültig sein, weil oskulierende Elemente wie die oben genannten nicht die Auswirkungen zukünftiger Störungen zeigen, die die Werte der Elemente verändern.
Dennoch ist die Gültigkeitsdauer grundsätzlich eine andere Sache und nicht das Ergebnis der Verwendung einer Epoche, um die Daten auszudrücken. In anderen Fällen, z.B. Im Falle einer vollständigen analytischen Theorie der Bewegung eines astronomischen Körpers werden alle Elemente normalerweise in Form von Polynomen in Zeitintervallen von der Epoche angegeben, und sie werden auch von trigonometrischen Termen periodischer Störungen begleitet, die entsprechend spezifiziert sind specified . In diesem Fall kann sich ihre Gültigkeitsdauer über mehrere Jahrhunderte oder sogar Jahrtausende zu beiden Seiten der angegebenen Epoche erstrecken.
Manche Daten und manche Epochen haben aus anderen Gründen eine lange Nutzungsdauer. Zum Beispiel werden die Grenzen der IAU-Konstellationen relativ zu einer Tagundnachtgleiche von ungefähr Anfang des Jahres 1875 angegeben. Dies ist eine Frage der Konvention, aber die Konvention wird in Bezug auf Äquator und Ekliptik wie 1875 definiert Um herauszufinden, in welcher Konstellation ein bestimmter Komet heute steht, muss die aktuelle Position dieses Kometen im Koordinatensystem von 1875 (Tagundnachtgleiche/Äquator von 1875) ausgedrückt werden. Somit kann dieses Koordinatensystem auch heute noch verwendet werden, obwohl die meisten Kometenvorhersagen, die ursprünglich für 1875 (Epoche = 1875) gemacht wurden, heute wegen fehlender Informationen über ihre Zeitabhängigkeit und Störungen nicht mehr brauchbar wären.
Berühmte Zitate mit den Wörtern Epochen, Zeiträume und/oder Gültigkeit :
&bdquo Es gibt einzelne Gestalten, die nur mit Ideen bewaffnet sind, manchmal mit nur einer Idee, die das Ganze wegsprengen Epochen in die wir wie Mumien eingehüllt sind. Einige sind mächtig genug, um die Toten wiederzubeleben. Manche stehlen uns unversehens auf und verzaubern uns, den es erst nach Jahrhunderten zu lösen gilt. Manche verfluchen uns wegen unserer Dummheit und Trägheit, und dann scheint es, als ob Gott selbst sie nicht aufheben könnte. &rdquo
&mdashHenry Miller (1891�)
&bdquo Im Vergleich zum Fußball ist Baseball fast ein orientalisches Spiel, das den Ruhm des Einzelnen minimiert, ein breites Spektrum an aggressiven und defensiven Fähigkeiten erfordert und mit langen Perioden von Untätigkeit und Unentschlossenheit. Es hat keine zeitlichen Beschränkungen. Fußball hingegen hat unmittelbare Ziele, Auflösung bei jedem einzelnen Spiel und viel Gewalt – an sich schon ein Highlight. Es hat klar unterscheidbare Hierarchien: Helden und Drohnen. &rdquo
&mdashJerry Mander, US-amerikanischer Werbefachmann, Autor. Vier Argumente für die Abschaffung des Fernsehens, Kap. 15, Morgen (1978)
&bdquo Wenn man einmal in die materielle Welt hineingezogen ist, findet nicht einer von zehntausend die Zeit, sich literarischen Geschmack zu bilden, die Gültigkeit von philosophischen Begriffen für sich selbst, oder um das zu bilden, was ich in Ermangelung eines besseren Ausdrucks den weisen und tragischen Sinn des Lebens nennen könnte. &rdquo
&mdashF. Scott Fitzgerald (1896�)
Tagundnachtgleiche
Die lateinische Bedeutung von Tagundnachtgleiche ist "gleiche Nacht", die Zeiten des Jahres, in denen Tag und Nacht gleich lang sind. Im Astronomie , die Tagundnachtgleiche ist der Punkt, an dem die Sonne scheint den Äquator zu überqueren als Folge von Erdrotation um die Sonne. Die Frühlings-Tagundnachtgleiche, die auftritt, wenn sich die Sonne von Süden nach Norden über den Äquator bewegt, findet um den 21. März herum statt und markiert den Beginn des Frühlings. Ungefähr am 23. September bewegt sich die Sonne von Norden nach Süden über den Äquator und markiert die Herbst-Tagundnachtgleiche und den Beginn des Herbstes. Es ist wichtig zu erkennen, dass sich die Sonne nicht wirklich bewegt, ihre scheinbare Bahn ist ein Spiegelbild der Erdumlaufbahn Drehung um die Sonne und die Neigung der Erdachse.
Wenn du aufstehst Erde und blicke in einer klaren Nacht nach oben, du siehst den Himmel als Teil eines Riesen Kugel das die Erde umgibt. Obwohl wir wissen, dass sich die Erde dreht, scheint es, als ob sich diese sterntragende Kuppel um uns dreht. Frühe Astronomen dachten, die Sterne seien an dieser riesigen Kugel befestigt. Auch heute noch finden Astronomen es sinnvoll, sich eine Himmelskugel vorzustellen, die die Erde umgibt. Die Ausdehnung des Nord- und Südpols der Erde erstreckt sich zu den nördlichen und südlichen Himmelspolen, und der Erdäquator kann nach außen zum Himmelsäquator projiziert werden. Zeit und horizontale Winkel werden ostwärts von der Frühlings-Tagundnachtgleiche gemessen – dem Punkt, an dem die Sonne den Himmelsäquator im März kreuzt – und vertikale Winkel werden nördlich oder südlich des Himmelsäquators gemessen.
Die Rotationsachse der Erde ist um 23,5° zum geneigt Flugzeug von seiner Orbit . Diese Neigung verursacht die Jahreszeiten , und (aus unserem Bezugssystem) macht es die Sonne und die Planeten, die Umlaufbahnen haben parallel zur Erde scheinen sich im Laufe des Jahres entlang einer Bahn namens Ekliptik nach Norden und Süden zu bewegen. Da die Ekliptik relativ zum Erdäquator gekippt ist, ist sie auch relativ zum Himmelsäquator gekippt. Die beiden Punkte, an denen die Ekliptik die Himmelskugel schneidet, sind die Tagundnachtgleichen. Wenn die Sonne eine Tagundnachtgleiche erreicht, geht sie überall auf der Erde in eine Richtung auf, die genau nach Osten verläuft. Nach der Frühlings-Tagundnachtgleiche bewegt sich die Sonne weiter nordwärts entlang der Ekliptik und geht jeden Tag etwas weiter nördlich des Ostens auf, bis sie die Sommersonnenwende – einen Punkt 23,5° über dem Äquator – um den 22. Juni erreicht Sonnenwende markiert den Beginn des Sommers, danach beginnt sich die Sonne nach Süden zu bewegen. Er überquert den Himmelsäquator (die Herbst-Tagundnachtgleiche) und bewegt sich weiter nach Süden und steigt jeden Tag etwas weiter südlich von Osten auf, bis er zur Wintersonnenwende um den 22. Dezember 23,5° südlich des Himmelsäquators ist zur Frühlings-Tagundnachtgleiche.
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"Tagundnachtgleiche." Die Sturm-Enzyklopädie der Wissenschaft. . Enzyklopädie.com. 16. Juni 2021 < https://www.encyclopedia.com > .
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Inhalt
Eine Besselsche Epoche, benannt nach dem deutschen Mathematiker und Astronomen Friedrich Bessel (1784–1846), ist eine Epoche, die auf einem Besselisches Jahr von 365,242198781 Tagen, was ein tropisches Jahr ist, gemessen an dem Punkt, an dem der Längengrad der Sonne genau 280° beträgt. Seit 1984 wurden die Besselschen Tagundnachtgleichen und Epochen durch die Julischen Tagundnachtgleichen und Epochen ersetzt. Die aktuelle Standard-Tagundnachtgleiche und -epoche ist J2000.0, eine julianischen Epoche.
Besselsche Epochen werden berechnet nach:
Die vorherige Standard-Tagundnachtgleiche und Epoche war B1950.0, eine Besselsche Epoche.
Da sich Rektaszension und Deklination von Sternen durch die Präzession ständig ändern, geben Astronomen diese immer in Bezug auf eine bestimmte Tagundnachtgleiche an. Historisch verwendete Besselsche Tagundnachtgleichen umfassen B1875.0, B1900.0, B1925.0 und B1950.0. Die offiziellen Konstellationsgrenzen wurden 1930 mit B1875.0 definiert.
Präzession und Nutation
Betrachten Sie die Bewegung eines kugelförmigen Mondes, der die nichtsphärische Erde umkreist. Basierend auf der Diskussion in Abschnitt 2.3 ist der Gradient des Gravitationspotentials nach Gl. (2.3.12), multipliziert mit der Masse des Mondes, ergibt die Gravitationskraft des Mondes. Nach Newtons drittem Gesetz erfährt die Erde eine gleiche und entgegengesetzte Kraft, jedoch wird diese Kraft im Allgemeinen nicht durch den Massenschwerpunkt der Erde gerichtet. Infolgedessen erfährt die Erde ein Gravitationsdrehmoment T, gegeben durch
Abbildung 2.4.1: Präzession und Nutation. Sonne und Mond interagieren mit der Abflachung der Erde, um eine Westbewegung der Frühlings-Tagundnachtgleiche entlang der Ekliptik (W) und Schwingungen der Schiefe der Ekliptik (e) zu erzeugen.
wobei U' das Gravitationspotential der Erde ist, VP der Gradientenoperator in Bezug auf die Koordinaten des Mondes (rp) und MP die Masse des Mondes ist. Das auf die Erde wirkende Drehmoment erzeugt Änderungen in der Trägheitsorientierung der Erde.
Im Fall der Erde tragen sowohl der Mond als auch die Sonne maßgeblich zu diesem Gravitationsdrehmoment bei. Ein vorherrschendes Merkmal der Änderungen der Trägheitsorientierung ist eine konische Bewegung des Winkelgeschwindigkeitsvektors der Erde im Trägheitsraum, die als Präzession bezeichnet wird. Dieser konischen Bewegung sind kleine Schwingungen überlagert, die als Nutation bezeichnet werden.
Betrachten Sie die beiden Winkel in Abb. 2.4.1, W und e. Der Winkel W wird in der Ekliptik von einer festen Raumrichtung X* zum momentanen Schnittpunkt des Erdäquators und der Ekliptik gemessen. Wie in Abschnitt 2.2.3 besprochen, ist der Schnittpunkt zwischen Äquator und Ekliptik, wo die Sonne den Äquator von der Südhalbkugel zur Nordhalbkugel kreuzt, die Frühlings-Tagundnachtgleiche. Für diese Diskussion wird angenommen, dass die Ekliptik eine feste Orientierung im Raum behält, obwohl dies aufgrund der Gravitationsstörungen der Planeten nicht genau der Fall ist. Der Winkel e repräsentiert den Winkel zwischen dem Winkelgeschwindigkeitsvektor und einer Achse Zec, die senkrecht zur Ekliptik steht. Die gravitative Wechselwirkung zwischen der Massenverteilung der Erde, die hauptsächlich durch den Abplattheitsterm J2 repräsentiert wird, und der Sonne oder dem Mond erzeugt eine Änderung von W, die gezeigt werden kann als
2 CJ ap wobei der Index p die Sonne oder den Mond repräsentiert, die Parameter in Klammern beziehen sich auf die Erde, C ist das polare Trägheitsmoment der Erde und e ist die mittlere Schiefe der Ekliptik. Diese Bewegung, bekannt als die Präzession der Tagundnachtgleichen, ist seit der Antike bekannt. Die kombinierte Wirkung von Sonne und Mond erzeugt W = —50 Bogensekunden/Jahr, dh eine Westbewegung der Frühlings-Tagundnachtgleiche von 1,4 ° in einem Jahrhundert. Somit benötigt die konische Bewegung von etwa Zec etwa 26.000 Jahre für eine Umdrehung.
Die Schiefe der Ekliptik, e, ist e = e + Ae, wobei e den Mittelwert von ungefähr 23,5° darstellt. Die Nutationen werden durch Ae dargestellt, das Periodizitäten von etwa 14 Tagen (halbe Mondperiode oder halbmonatlich) und 183 Tagen (halbe Sonnenperiode oder halbjährlich) sowie andere lange Periodenvariationen aufweist. Die Neigung der Mondbahn von 5° in Bezug auf die Ekliptik, iM, erzeugt eine Nutation mit langer Periode, die gegeben ist durch:
Ae = - --cos iM sin »m cos e——r--r— (2.4.3)
wobei sich der Index M auf den Mond bezieht und die Amplitude des Koeffizienten von cos(lM — 1!f) in Gl. (2.4.3) beträgt etwa 9 Bogensekunden mit einer Periode von 18,6 Jahren. Die Amplitude von 9 Bogensekunden dieses Termes ist als Nutationskonstante bekannt. Die Amplituden der halbmonatlichen und halbjährlichen Terme sind kleiner als die Nutationskonstante, aber alle sind für hochpräzise Anwendungen wichtig.
Die Präzessions-/Nutationsreihen für ein Starrkörpermodell der Erde, einschließlich der ekliptischen Variationen, wurden von Woolard (1953) abgeleitet. Es wurden Erweiterungen entwickelt, die die Auswirkungen der Nichtstarrheit einbeziehen. Dennoch existieren kleine Diskrepanzen zwischen Beobachtung und Theorie, die vermutlich mit geophysikalischen Effekten im Erdinneren in Zusammenhang stehen (Herring et al., 1991, Wahr, 1981). Solche Beobachtungen werden mit der Zeit zur Annahme neuer Reihen führen, die die Präzession und Nutation darstellen. Die aktuelle Internationale Astronomische Union von 1980
(IAU)-Reihen sind mit den lunaren, solaren und planetarischen Ephemeriden in einer effizienten numerischen Form verfügbar, die auf Ergebnissen des Jet Propulsion Laboratory (Standish et al., 1997) basiert.
Wie in Abschnitt 2.2.3 beschrieben, spezifiziert der mittlere Äquator und die Tagundnachtgleiche J2000.0 einen bestimmten Punkt auf der Himmelskugel am 1. Januar 2000, 12 Uhr. Die True-of-Date-Bezeichnung (TOD) identifiziert den wahren Äquator und die Tagundnachtgleiche zu einem bestimmten Datum. Die Tagundnachtgleiche J2000.0 ist im Raum fixiert, aber die Position der Tagundnachtgleiche des TOD ändert sich mit der Zeit.
Wie lauten die Daten der beiden Tagundnachtgleichen?
Auf der Nordhalbkugel findet die Frühlings- oder Frühlings-Tagundnachtgleiche um den 21. März herum statt, wenn die Sonne über den Himmelsäquator nach Norden wandert. Die Herbst-Tagundnachtgleiche findet um den 22. September herum statt, wenn die Sonne den Himmelsäquator in Richtung Süden überquert. Aber wenn Sie wirklich egalitär sein wollen, entscheiden Sie sich dafür, stattdessen März-Tagundnachtgleiche und September-Tagundnachtgleiche zu sagen. Schließlich steht auf der Südhalbkugel der März für den Herbstanfang und der Frühling im September!
Die Tagundnachtgleiche hat eine Reihe interessanter falscher Überzeugungen inspiriert, darunter, dass das Ereignis eine massive Störung der Kommunikationssatelliten verursacht oder dass bei der Tagundnachtgleiche ein Ei mühelos an seinem Ende ausbalanciert werden kann (Eierausgleich ist eine Fähigkeit, die Sie jeden Tag des Jahr).
Aus welchen Gründen spricht man von Tagundnachtgleiche J2000 oder der Tagundnachtgleiche des Datums? - Astronomie
Der sechste Jahreskatalog des Tokyo PMC wird für 6649 Sterne präsentiert, die von Januar 1990 bis März 1993 mindestens zweimal beobachtet wurden. Die mittleren Positionen der im obigen Zeitraum beobachteten Sterne sind im Katalog zu den entsprechenden mittleren Beobachtungsepochen angegeben given einzelner Sterne. Die Koordinaten des Katalogs basieren auf dem FK5-System und beziehen sich auf die Tagundnachtgleiche und den Äquator von J2000.0. Die mittleren lokalen Abweichungen der beobachteten Positionen von den FK5-Katalogpositionen werden für die grundlegenden FK5-Sterne konstruiert, um sie mit denen des Tokyo PMC Catalog 89 und vorläufigen Hipparcos-Ergebnissen von H30 zu vergleichen. Der Katalog enthält die Positionen von 1180 FK5-Basissternen, 322 FK4-Zusatzsternen. Sterne, 3132 AGK3R-Sterne, 141 OB-Sterne, 252 NPZT-Sterne und 1601 SAO-Sterne, die mit dem Tokyo Photoelectric Meridian Circle in den Perioden von 1990 bis 1993 basierend auf dem FK5-System beobachtet wurden. Die Positionen der Sterne sind für die mittlere Epoche der Beobachtungen einzelner Sterne bezogen auf die Tagundnachtgleiche und den Äquator von J2000.0 angegeben. Die Werte von (O-C)s im Katalog werden berechnet, indem die im Quellenkatalog angegebenen Positionen verwendet werden und die in der mittleren Beobachtungsepoche jedes Sterns mit der Tagundnachtgleiche und dem Äquator in der mittleren Epoche ausgewertet werden. Die im Katalog angegebenen Größen der Sterne lassen sich durch die Gleichung V = V(TPMC) + 0,063(B-V) - 0,045 in die V-Größe des Standard-UBV-Systems umwandeln. (1 Datendatei).
[Bearbeiten] Tagesbögen der Sonne [Bearbeiten | Quelle bearbeiten]
Einige der obigen Aussagen können deutlicher gemacht werden, wenn man sich den Tagesbogen vorstellt (d. h. den Weg, den die Sonne in ihrer Tagesbewegung entlang der Himmelskuppel verfolgt). Die Bilder zeigen dies für jede Stunde am Tag der Tagundnachtgleiche. Darüber hinaus werden auch einige „Geister“-Sonnen unterhalb des Horizonts bis zu 18° nach unten angezeigt. Die Sonne in diesem Gebiet verursacht noch immer die Dämmerung. Die Bilder können sowohl für die Nord- als auch für die Südhalbkugel verwendet werden. Der Beobachter soll in der Nähe des Baumes auf der Insel mitten im Ozean sitzen, die grünen Pfeile geben Himmelsrichtungen an.
- Auf der Nordhalbkugel ist Norden links, die Sonne geht im Osten auf (weiterer Pfeil), kulminiert im Süden (rechter Pfeil), während sie sich nach rechts bewegt und im Westen untergeht (naher Pfeil).
- Auf der Südhalbkugel ist Süden links, die Sonne geht im Osten auf (Pfeil nahe), gipfelt im Norden (Pfeil rechts), bewegt sich nach links und geht im Westen unter (Pfeil weit).
Folgende Sonderfälle sind dargestellt:
Der Bogen geht durch den Zenit, wodurch es am Mittag fast keine Schatten gibt.
Die Sonne erreicht ihren Höhepunkt in 70° Höhe und ihre Bahn bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang verläuft in einem steilen 70° Winkel zum Horizont. Die Dämmerung dauert noch etwa eine Stunde.
Die Dämmerung dauert fast zwei Stunden.
Die Sonne erreicht ihren Höhepunkt in nicht mehr als 20° Höhe und ihr Tagesverlauf bei Sonnenaufgang und Sonnenuntergang befindet sich in einem flachen 20°-Winkel zum Horizont. Tatsächlich dauert die Dämmerung mehr als vier Stunden, es gibt kaum Nacht.
Ohne die atmosphärische Brechung wäre die Sonne die ganze Zeit am Horizont.
Unterschied zwischen den Stellen im Jahr 2000 und 2016, signifikant?
Dies könnte zu einer mathematischen Diskussion werden - seien Sie also im Voraus gewarnt.
Ich habe ein CGEM und ich liebe es. Wenn ich die Datenbank im Handpaddle verwende, sind die GOTOs richtig. Wenn ich mir die Zeit genommen habe, genau auf den Pol zu steigen und das 9,25-Zoll-SCT gut ausbalanciert habe, bringt es die ganze Nacht hindurch Objekte in die zentralen 25% des 22-mm-Panoptic-Okulars.
Wenn ich jedoch Doppelsterne oder rote Sterne aus einem Datensatz jage, der 2000 Koordinaten verwendet, befindet sich das Objekt oft auf halbem Weg oder manchmal mehr am Rand des Sichtfelds. Ich bin der Hauptkompilierer der SAC-Datenbank (Saguaro Astronomy Club) und verwende daher oft diese 2000-jährige Datenposition. Ich gebe es in die "GOTO RA-DEC"-Auswahl des Menüs ein und los geht es.
Ich benutzte mein Planetariumsprogramm (Sky Map Pro) und ging zu Regulus. Die Position 2016 aus dem Programm entspricht nicht der Liste der Navigationssterne, die ich mit 2000 Positionen habe. Ich habe die Maus bewegt, um zur Position 2000 zu gelangen, und stellte fest, dass sie etwa 10 Bogenminuten von der aktuellen Position von Regulus entfernt ist. Das könnte ungefähr richtig sein, wie stark die GOTOs der Montierung ausfallen.
Es scheint also, dass Objekte in der Handpaddle-Datenbank aktualisiert werden, wenn Sie sie auswählen, und direkt eingegebene Werte nicht. Während ich dies schreibe, frage ich mich, ob ich Objekte in den Abschnitt "Benutzerspeicher" einfüge, von denen angenommen wird, dass sie 2000 sind und aktualisiert werden, wenn ich sie aufrufe. Das muss ich die Tage mal testen.
Wie auch immer, vielen Dank, dass Sie hierher gekommen sind und wenn Sie etwas über mein "Problem" wissen, lassen Sie es mich hören
#2 HowardK
Ich glaube, die Datenbank in nexstar ist J2014 oder JNow
Wenn ich Koordinaten für Hickson-Objekte, die J2000 sind, direkt in mein cge pro eingebe, ist das Objekt weit außerhalb der Mitte. oft nicht in meinem engen Sichtfeld.
Ich verwende einen Online-Epochen-Rechner, um die älteren Koordinaten in J2014 umzuwandeln. Dadurch wird das Objekt im Allgemeinen in mein FOV eingefügt.
#3 Dan Finnerty
Die Frühlings-Tagundnachtgleiche bildet sich entlang der Ekliptik um etwa 50 Bogensekunden pro Jahr zurück. In 16 Jahren wird es sich um etwas mehr als 13 Bogenminuten bewegen, was bedeutet, dass Ihre 10 Bogenminuten eine vernünftige Zahl sind.
Ich bin nicht in der Lage, die sphärische Trigonometrie durchzuführen, um eine genaue Berechnung für Regulus durchzuführen, vielleicht springt jemand ein und rechnet nach.
#4 Bettler
R. A. J2000: 10h 08m 22s Dez. J2000: +11° 58' 02"
R. A. Datum: 10h 09m 14s Datum Dez.: +11° 53' 16"
Bei Stellarium sind die Werte fast gleich.
Die Änderung wird deutlicher, wenn Sie die Koordinaten von FK4 und FK5 vergleichen: http://simbad.u-stra. t=SIMBAD-Suche
Es ist offensichtlich, dass die Montierung in die ausgewählte Position schwenkt, egal ob sich an dieser Position etwas befindet. Steht dazu nichts in der Anleitung? Gibt es eine Möglichkeit, die Epoche/Tagundnachtgleiche der Koordinaten anzugeben, die Sie eingeben möchten? Was passiert, wenn Sie die Koordinaten in der Benutzerdatenbank speichern?
Bearbeitet von beggarly, 22. Februar 2016 - 04:17 Uhr.
#5 freestar8n
Im Jahr 2016 könnte der Unterschied zwischen JNow-Koordinaten und J2000 sehr groß sein - daher ist es wichtig, die Dinge richtig zu machen.
Wenn Sie ein Planetariumsprogramm verwenden, das mit der Montierung verbunden ist, sollte alles so eingerichtet sein, dass, wenn Sie auf etwas auf dem Bildschirm klicken und die Montierung dorthin senden, es an die richtigen Koordinaten geht. Für eine Celestron-Montierung bedeutet dies, dass das Planetariumsprogramm weiß, dass die Celestron-Montierung Koordinaten in JNow benötigt - also sendet es JNow-Koordinaten für den Schwenk. Wenn dies nicht richtig geschieht, sollte das Planetariumsprogramm repariert werden.
Für eine zusammengestellte Liste oder Datenbank von Deep-Sky-Objekten sollten alle Koordinaten als J2000 gespeichert werden, damit sie jederzeit in Zukunft problemlos verwendet werden können. Später werden die Dinge wahrscheinlich auf 2050 umgestellt. Ich glaube nicht, dass sie 2025 verwenden werden, aber ich weiß es nicht.
Wenn Sie Koordinaten wirklich manuell in die Handsteuerung eingeben möchten, müssen Sie sie meiner Meinung nach als JNow eingeben - aber ich bin mir nicht ganz sicher. Es hört sich so an, als ob Sie J2000 eingeben und es funktioniert nicht - daher wird wahrscheinlich JNow benötigt.
Am einfachsten ist es jedoch, ein Planetariumsprogramm zu verwenden, das sowohl J2000 als auch JNow für Objekte anzeigt (es kann JNow als "topozentrisch" oder so anzeigen). Auf diese Weise können Sie bestätigen, dass der J2000-Wert korrekt ist - und wenn Sie mit dem Planetariumsprogramm darauf zugreifen, bestätigen Sie, dass er dort ist, wo er sein soll - basierend auf J2000, das vom Planetariumsprogramm in JNow umgewandelt wurde.
